Introdução à Astrofísica - ?· - Estrelas emitem radiação de forma parecida ... Classificação…

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  • Introduo Astrofsica

    Espectroscopia

    Rogemar A. Riffel

  • Radiao de Corpo Negro

    Corpo negro: corpo que absorve toda a radiao que incide sobre ele, sem refletir nada;

    -Toda a radiao emitida pelo corpo negro devido sua temperatura;

    - Estrelas emitem radiao de forma parecida com a de corpos negros (Temperatura);

    - Radiao de corpo negro = radiao trmica: depende apenas da temperatura do corpo, seguindo as leis de Stefan-Boltzmann, de Wien e de Planck.

  • Radiao de Corpo Negro: Stefan-Boltzmann

    O Fluxo na superfcie de um corpo negro proporcional quarta potncia da temperatura efetiva do corpo.

    =

    Determinando a Luminosidade da estrela podemos determinar a sua temperatura;

  • Radiao de Corpo Negro: Lei de Planck

    A radiao eletromagntica se propaga de forma quantizada, em "pacotes" ou "quanta" de energia E =h

    Mecnica Quntica + Mecnica Estatstica

    Lei de Planck;

    - Qualquer corpo em equilbrio termodinmico emitir ftons com uma distribuio de comprimentos de onda dados pela Lei de Planck;- Esta radiao conhecida como radiao de corpo negro

  • Radiao de Corpo Negro: Lei de Planck

  • O comprimento de onda em que um corpo negro tem o pico da radiao inversamente proporcional sua temperatura.

    Radiao de Corpo Negro: Lei de Wien

  • Espectroscopia

  • Espectroscopia

    Espectroscopia o estudo da luz atravs de suas componentes, que aparecem quando a luz passa atravs de um prisma ou de uma rede de difrao

    intensidade da luz em diferentes comprimentos de onda, chamamos de espectro.

    Quase todas as informaes sobre as propriedades fsicas de um objeto podem ser obtidas a partir de seu espectro.

  • Espectroscopia

    1) Um corpo opaco quente, slido, lquido ou gasoso, emite um espectro contnuo.

    Ex. Filamento de uma lmpada incandescente;Lava de um vulco;Estrela

  • EspectroscopiaLeis de Kirchhoff:

    2) Um gs transparente produz um espectro de linhas de emisso brilhantes. O nmero e a posio destas linhas depende dos elementos qumicos presentes no gs.

    Ex. Filamento de uma lmpada fluorescente

    Espectro da nebulosa Eta-Carina

  • EspectroscopiaLeis de Kirchhoff:

    3) Se um espectro contnuo passar por um gs temperatura mais baixa, o gs frio causa a presena de linhas escuras (absoro). O nmero e a posio destas linhas depende dos elementos qumicos presentes no gs.

    Ex. Sol e sua atmosfera

  • Espectroscopia

    Diferentes tipos de estrelasMais Quentes: no topo

    Um espectro contnuo o resultado de diversos espectros de linha superpostos!

  • Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?

    - Esses eltrons no poderiam estar parados, pois eles cairiam em direo ao ncleo devido atrao coulombiana, ento Rutherford props que os eltrons estariam girando em torno do ncleo em rbitas circulares.

    - No entanto, isso no resolvia o problema da estabilidade do ncleo, pois cargas eltricas aceleradas emitem energia, e a perda de energia faria os eltrons espiralarem rapidamente em direo ao ncleo, emitindo radiao em todos os comprimentos de onda e tornando os tomos instveis;

    Rutherford, Geiger e Marsden fizeram vrios experimentos em 1909 bombardeando folhas de ouro com partculas alfa (ons de hlio).

    - Uma em cada 20 000 partculas incidentes eram refletidas na mesma direo de incidncia;

    - tomos so formados por um pequeno ncleo, com carga eltrica positiva rodeado por uma nuvem de eltrons (q -);

  • Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?

    Em 1900, o cientista alemo Max Planck (1858-1947) desenvolveu o modelo da quantizao da luz, segundo o qual a matria emite luz em pacotes de energia, que ele denominou quanta.

    a) Uma partcula colide com o tomo (1) que se excita, fazendo com que seu eltron pule para um nvel de maior energia (2).

    b) o eltron volta para seu nvel de energia original, liberando a energia extra na forma de um fton de luz (3).

    A figura mostra um tomo constitudo de um ncleo e um eltron (bolinha azul) em meio a vrias partculas (bolinhas amarelas).

  • Espectro de linhas: Nveis de Energia do Hidrognio

    - Para cada eltron existe um certo nvel de energia (rbita) ;

    - As nicas rbitas possveis so aquelas cujo permetro igual a um nmero inteiro de comprimentos de onda do eltron;

    n=1,2,3...

    - o eltron ganha ou perde energia "saltando" de um nvel para outro de maior ou menor energia;

    - quando o eltron absorve luz (saltando para um nvel de maior energia) ele produz uma linha de absoro;

    - quando o eltron emite luz (saltando para um nvel de menor energia) ele produz uma linha de emisso;

  • a diferena entre dois nveis de energia igual a:

    Ento:Como:

    Ento:

    Espectro de linhas: Nveis de Energia do Hidrognio

    Onde 13,6 eV a energia necessria para arrancar o eltron do tomo de hidrognio, ou seja, ionizar o tomo. O comprimento de onde de um fton com essa energia 912 .

  • Somente ftons com energia igual diferena de energia entre dois nveis atmicos podem ser emitidos ou absorvidos;

    Espectro de linhas: Nveis de Energia do Hidrognio

  • Espectro de linhas: Nveis de Energia do Hidrognio

  • Espectros estelares

    Estrelas emitem um espectro contnuo com linhas de absoro.

    Contnuo:

    - gerado na sua superfcie visvel (fotosfera)

    - tem forma similar de um corpo negro com a temperatura da fotosfera.

    - a cor de uma estrela depende de sua temperatura (Lei de Wien);

    - estrelas quentes so azuis (T=10 000-50 000 K);

    - estrelas "mornas" so amareladas (T~6000K) ;

    - estrelas frias so vermelhas (T~3000K);

    Linhas de absoro:

    - So geradas na atmosfera fina logo acima da fotosfera;

    - Sua presena depende dos elementos ali presentes e da temperatura da estrela;

  • Espectros estelares: Classificao espectral

    Aproximadamente em 1900 - Annie Jump Cannon: classificou os espectros de 225 000 estrelas at magnitude 9. Publicou a classificao no Henry Draper Catalogue, entre 1918 e 1924.

    Aspectos principais da classificao:

    - Baseia-se nas intensidades relativas das linhas de absoro presentes. A intensidade est associada temperatura da estrela, logo uma classificao de temperatura;

    - Em ordem decrescente de temperatura, as classes espectrais so: O, B, A, F, G, K, M;

    - Cada classe se subdivide em 10: de 0 a 9 (..., A0,A1,A2,...,A9,F0,F1,..) sendo 0 a mais quente dentro da classe e 9 a mais fria.

  • Espectros estelares: Classificao espectral

    O, B, A, F, G, K, M

    Exemplos de tipos: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/SpTypes/index.html

  • Espectros estelares: Classificao em Luminosidade

    Baseia-se nas larguras das linhas de absoro do espectro que dependem fortemente da gravidade superficial, diretamente relacionada luminosidade pelo raio

    Linhas de absoro so sensveis presso do gs:

    Ficam mais largas conforme a presso aumenta.

    Estrelas grandes tm presso menor.

    Estrelas pequenas tm presso maior.

    Portanto:

    Estrelas grandes tm linhas de absoro estreitas.

    Estrelas pequenas tm linhas de absoro alargadas.

    M similar

  • Estrelas grandes so mais brilhantes mesma temperatura que um estrela pequena.

    Espectros estelares: Classificao em Luminosidade

    Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia)

    Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab)

    II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII)

    III - gigantes. Exemplo: Aldebar (K5III)

    IV - subgigantes. Exemplo: Acrux ( Crucis - B1IV)

    V - ans (seqncia principal). Exemplo: Sol (G2V)

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